8 Stjerners udvikling
Når man ser på nattehimlen, ligner den i høj grad sig selv fra nat til nat. Man kunne derfor nemt få den idé, at stjernerne ikke ændrer sig. Men det gør de; de gør det bare over en så lang periode, at vi normalt ikke har mulighed for at iagttage det. Man har nu alligevel fundet ud af, at alle stjerner gennemløber en udvikling, og selv om stjerner er forskellige, er det de samme fire grundlæggende faser, de gennemløbeer:
Stjernedannelse – gassky og protostjerne
Hovedseriefasen
Kæmpestjernefasen
Stjernedød, hvor stjernen kan ende som en hvid dværg, en neutronstjerne eller et sort hul.
Stjerner er ikke bare stjerner. Først og fremmest lyser de med forskellige styrker og med forskelige farver. Det viser sig, at hvis man laver en graf, hvor hver stjerne svarer til et punkt i et koordinatsystem, fremkommer et mønster. Sådan et diagram kaldes et Hertzsprung–Russell diagram, eller blot et HR-diagram, som blev introduceret i afsnit 6.4. Diagrammet er blandt andet opkaldt efter Ejnar Hertzsprung, som var en dansk astronom, der levede fra 1873-1967. Figur 8.1 viser et HR-diagram.
På den vandrette akse (\(x\)-aksen), er stjernens overflade temperatur, som også svarer til stjernens farve, men aksen vender den modsatte vej af, hvad man er vant til. De høje temperaturer ligger til venstre, mens de lave ligger til højre. På den lodrette akse (\(y\)-aksen) er stjernens lysstyrke, som her er målt i forhold til Solens lysstyrke. Solen er derfor placeret ud for \(1\) på den lodrette akse. Og da solen har en overfladetemperatur på omkring 6000°C findes den lidt til højre for midten i diagrammet.
Langt de fleste stjerner befinder sig, som man kan se, i den såkaldte hovedserie, der er et bånd, som strækker sig fra øverste venstre hjørne til nederste højre hjørne af diagrammet. Herudover er der især tre interesante områder: De såkaldte kæmpestjerner og de endnu større superkæmper samt de hvide dværge
Vi vil nu se på de fire faser hver for sig.
8.1 Stjernedannelse
Stjerner dannes ud fra store gasskyer, som primært består af grundstofferne hydrogen og helium. Et eksempel på sådan en gassky er Orion-tågen, der er vist på figur 8.2. Orion-tågen ligger, set fra Jorden, i stjernebilledet Orion, der kan ses på nattehimlen om vinteren. Afstanden til Orion tågen er 1344 lysår.
I en tåge som Oriontågen kan der dannes nye stjerner. Det sker ved, at områder af skyen begynder at trække sig sammen. Man ved ikke helt præcist, hvad der sætter en sammentrækning i gang, men det kan f.eks. være påvirkninger fra eksploderende stjerner (såkaldte Supernovaer). Når sammentrækningen først er begyndt, fortsætter den på grund af tyngdekraften (gravitation): Det område, der er sammentrukket har en højere densitet, og derfor også en stor masse. Tyngdekraften fra denne masse tiltrækker endnu mere gas, og resultatet er et område af gasskyen, hvor både tætheden og massen bliver større og større.
Når en gas sammenpresses, stiger både temperaturen og trykket i gassen. Og når gassen på den måde opvarmes, begynder den at udsende lys og varmestråling. Trykket fra denne stråling vil sammen med det øgede tryk i gassen have den virkning, at sammentrækningen går langsommere, dog uden at gå i stå. Gassen bliver tættere og tættere og varmere og varmere samtidig med, at den lyser kraftigere og kraftigere. Man siger, at der er dannet en protostjerne. Sådanne protostjerner kan lyse meget kraftigt – meget kraftigere end Solen gør i dag. Og de er voldsomt store; større end hele solsystemet er i dag. Protostjernen vil dog være omgivet af en sky af støv, og det meste af lyset fra protostjernen vil blive opfanget af disse støvskyer. Protostjernerne er derfor set fra Jorden ikke ret kraftige. Man har dog fundet omkring 180 protostjerner i Oriontågen. Figur 8.3 viser nogle af disse støvskyer med protostjerner set med rumteleskopet Hubble.
Protostjerner i Oriontågen omgivet af støvskyer. Foto: NASA
På et tidspunkt bliver trykket så højt og temperaturen i centrum af protostjernen så høj (omkring 15 millioner grader), at der kan begynde at ske kerneprocesser. Når det sker, er der dannet en ung stjerne, og stjernen vil overgå til den næste fase: hovedseriefasen.
8.2 Hovedseriefasen
Efter protostjerne-fasen kommer stjernen i en stabil tilstand, hvor der frigøres energi ved hjælp af kerneprocesser. Kerneprocesser er processer mellem atomkerner. I denne fase, der kaldes hovedseriefasen kaldes siger man, at stjernen forbrænder hydrogen. Der er ikke tale om en forbrænding, som når der går ild i et materiale. Det der sker er, at atomer af grundstoffet hydrogen kan støde sammen og i stedet danne grundstoffet helium, som vist på figur 8.4.
Forenklet sker der det, at fire Hydrogen-atomer kan omdannes til et helium-atom samtidig med, at der frigøres energi. En proces, hvor to eller flere atomkerner danner en ny kerne, kaldes en fusionsproces. Vi kan skrive hydrogen-fusionen som et reaktionsskema, der overordnet kan skrive som \[ \ce{4 \text{hydrogen} -> 1 \text{helium} + \text{energi} } \] eller med brug af symboler \[ \ce{4^1_1H -> ^4_2He + \text{energi}} \]
Den energi, der frigøres i kerneprocesserne er vigtig. Den høje temperatur betyder, at der vil strømme energi fra stjernens kerne mod dens overflade, hvor energien forlader stjernen i form af lys. Energistrømningen inde i stjernen sker blandt andet i form af stråling. Trykket fra denne stråling giver en kraft, der virker udad. Samtidig falder trykket på vej udad i stjernen, og det giver også anledning til en kraft udad. Disse to udad-virkende kræfter skal sammen være i balance med gravitationen (tyngdekraften) fra stjernens enorme masse. Tyngdekraften, som trækker indad, og trykket fra strålingen, som presser udad, skal netop udligne hinanden, så stjernen hverken udvider sig eller trækker sig sammen. Stjernen er stabil, og vil derfor kunne befinde sig i hovedserie-fasen, så længe der frigøres ny energi ved omdannelse af hydrogen til helium.
Denne balance mellem strålingstryk og gravitation kan vare meget længe. For en stjerne som Solen anslår man, at den kan være i hovedseriefasen i \(11·10^9\) år (11 milliarder år), og at Solens nuværende alder er omkring \(4.6·10^9\) år. Den er altså lidt under halvvejs i sin levetid.
En stjerne, der er tungere end Solen vil både have en højere temperatur og et højere tryk i stjernens centrum. Det betyder, at kernereaktionerne har meget lettere ved at forløbe. De går hurtigere, og der frigives mere energi, end i lettere stjerner. Det betyder, at temperaturen på stjernens overflade er højere, og at stjernen lyser kraftigere. En tung stjerne er altså både varmere og lyser kraftigere. Omvendt vil en lettere stjerne være koldere og lyse svagere.
Man har fundet en sammenhæng mellem en stjernes lysstyrke (luminositeten), \(L\), og dens masse \(M\) (pas på: her er \(M\) ikke den absolutte størrelsesklasse). For stjerner med masser mellem 2 og 55 solmasser kan sammenhængen skrives som \[ L =\text{konstant}· M^{3.5} \] Denne sammenhæng kaldes for masse-lysstyrke-relationen. Hvis man måler lysstyrke og masse i forhold til Solens, kan sammenhængen skrives som: \[ \frac{L}{L_\text{sol}}= 1.4·\left( \frac{M}{M_{\text{sol}}}\right)^{3.5} \] For stjerner med andre masser er sammenhængen anderledes, men den er stadig givet ved en potenslov.
I de tunge stjerner går produktionen af helium ud fra hydrogen altså meget hurtigt. Og selv om der er mere hydrogen at omdanne i en tung stjerne, går omdannelsen så hurtigt, at stjernen langt hurtigere opbruger hydrogenen. Når der til sidst ikke er nok hydrogen, kan stjernen ikke længere producere energi ved at omdanne hydrogen til helium. Og dermed er stjernen ikke længere en hovedseriestjerne.
En tung stjerne har altså en meget kortere levetid i hovedseriefasen end en let stjerne. Figur 8.6 viser levetiden for stjerner forskellige steder på hovedserien.
Man kan se, at de allertungeste stjerner, vil have en levetid, der skal måles i millioner år, mens de allerletteste vil have en levetid, der nærmer sig 1 billion år. Pas i øvrigt på: På dansk er en billion 1000 milliarder, eller en million millioner, mens det på amerikansk er, hvad vi kalder en milliard. Levetiden af de lette stjerner er i øvrigt langt større, end den alder, man anslår universet har i dag. Den er nemlig “blot” 13.8 milliarder år.
Levetiden af en stjerne på hovedserien med en masse, \(M\) mellem 2 og 55 solmasser, kan beregnes på denne måde: \[ \text{levetid} = \left( \frac{M}{M_\text{sol}} \right)^{{-2.5}} \cdot 10^{10} \text{ år} \] her er \(M_\text{sol}\) solens masse.
8.2.1 pp-processen
Vi vil nu se lidt mere detaljeret på processen, hvor hydrogen omdannes til helium ved en såkaldt fusions-proces.
Tilstandsformen i stjernens indre er et plasma. I et plasma er alle elektroner er frie og ikke bundet til atomkerner. Den meget høje densitet og det høje tryk, betyder mange sammenstød mellem protoner. På grund af den høje temperatur sker disse sammenstød med meget høj fart (hundreder af km per sekund). Denne høje hastighed er nødvendig fordi protonerne er positivt elektrisk ladet og derfor frastøder hinanden. Kombinationen af højt tryk, høj temperatur og stor densitet gør, at en kernereaktion er mulig: \[ \ce{4^1_1H -> ^4_1He + 2e+ +2\nu_e + 2\gamma} \] Reaktionsskemaet skal læses således: fire hydrogenkerne omdannes til én heliumkerne, to positroner, to elektron-neutrinoer, og to fotoner.
En positron er elektronens antipartikel. Det kan opfattes som en postivt ladet elektron. En elektron og en positron kan reagere og omdannes til energi i form af elektromagnetisk stråling (fordi de er hinandens antipartikler).
En neutrino (mere præcist en elektron-neutrino) er en partikel med meget lav masse. Den reagerer næsten ikke med andre partikler, og bevæger sig derfor uhindret ud af Solen. De bevæger sig med en hastighed, som er meget nær lysets hastighed. Ved Jordens overflade strømmer 65 milliarder neutrinoer ud per sekund for hver kvadratcentimeter. Disse neutrinoer er dannet ved kerne-processer i Solens indre.
Gamma-partiklerne er fotoner og har derfor elektromagnetisk energi.
Massen af den heliumkerne, som dannes, er mindre end den samlede masse af de fire hydrogenkerner (protoner) som indgår. Der forsvinder altså masse i reaktionen. Efter omdannelse til helium, mangler der ca. 0.7 % af massen af den hydrogen, der indgår i processen.
Den energi der skabes (omdannes) kommer fra masse, der omdannes til energi. Det kan beskrives med Einsteins formel (måske verdens mest kendte formel \(E=mc^2\)): \[ \Delta E = - \Delta m · c^2 \] Her er \(\Delta E\) den energi, som omdannes (den er positiv), \(\Delta m\) er masseændringen (den er negativ, fordi der forsvinder masse og derfor er \(-\Delta m\) positivt), \(c\) er lysets hastighed (\(3·10^8\) m/s) og \(\Delta E \approx {4·10^{-12}}~\text{J}\). Det altså meget lidt energi for hver heliumkerne, der dannes.
Den energi, der dannes i en stjernes indre svarer til den energi, som udstråles fra dens overflade. For Solen er den effekt, som udstråles ca. \(4·10^26\) W (1 W svarer til 1 J/s), så der skal mange fusioner til hvert eneste sekund. Man kan beregne, at der omdannes 630 millioner tons hydrogen til helium hvert sekund i Solens indre.
Ca. 91% af den energiproduktion, stammer fra PP-I procesen. Processen ser mere detaljeret således ud 8.7):
\[\begin{align*} \ce{ ^1_1H + ^1_1H &-> ^2_1H + e+ +\nu_e \\ ^2_1H + ^1_1H &-> ^3_2He + \gamma \\ ^3_2He + ^3_2He &-> ^4_2He + 2^1_1H } \end{align*}\]
De første to reaktioner forløber to gange for hver helium-kerne, der dannes i sidste reaktion.
Herudover kommer 9% og 0,1% af energiproduktionen fra det, der kaldes PP-II og PP-III processerne.
Energiproduktonen ved PP-processerne afhænger af densiteten, koncentrationen af hydrogen og af temperaturen i fjerde potens: \(T^4\). Det betyder af energiproduktionen stiger meget kraftigt når temperaturen er højere, som det vil være i tilfældet med tunge stjerner. I stjerner der er tungere end Solen, vil det dog være den såkaldte CNO-der dominerer, og den er endnu mere temperaturfølsom:
8.2.2 CNO-processen
I stjerner, som er ca. 50 % tungere end Solen dominerer CNO-procesen, der forløber efter dette skema
\[\begin{align*} \ce{ ^12_6C + ^1_1H &-> ^13_7N + \gamma \\ ^13_7N &-> ^13_6C + e+ + \nu_e \\ ^13_6C + ^1_1H &-> ^14_7N + \gamma \\ ^14_7N + ^1_1H &-> ^15_8O + \gamma \\ ^15_8O &-> ^15_7N + e+ + \nu_e \\ ^15_7N + ^1_1H &-> ^12_6C + ^4_2He } \end{align*}\]
Processen kaldes CNO processen, fordi grundstofferne C (carbon), N (nitrogren) og O (oxygen) indgår i den i forskellige trin: C omdannes til N, der omdannes tilbage til C (i en ny isotop), der derefter omdannes til N, som omdannes til N. Den totale mængde af C, N og O ændres dermed ikke ved processen, men de indgår som katalysatorer.
CNO-processen er ekstremt temperatur-følsom. Den afhænger, ud over densiteten og koncentrationen af stofferne, af temperaturen i 20 potens: \(T^{20}\) !! Figur 8.8 viser hvordan energiproduktionen for PP- og CNO processerne, målt i W per kg, varierer for stjerner med forskellige temperaturer i kernen. Bemærk, at \(y\)-aksen er logaritmisk, så hver inddeling svarer til en stigning med en faktor 100.
Effektivitet af energiproduktion ved forskellige temperaturer. Bemærk at den lodrette akse er logaritmisk.
8.2.3 Energitransport i stjerner
I stjernens centrum omdannes kerneenergi til termisk energi ved en høj temperatur. Fra stjernens overflade udstråles energi ved en lavere temperatur. Temperaturen i Solen falder gennemsnitligt med ca. 20 °C per km afstand fra centrum. Det betyder, at der er en temperaturændring fra stjernens centrum til dens overflade, og der er derfor en energitransport i samme retning. Denne energitransport kan ske ved to forskellige metoder: stråling og konvektion.
Stråling: I centrum af en stjerne er temperaturen meget høj. I Solen anslås den at være omkring 15 millioner K. Den høje temperatur gør, at der dannes energirig elektromagnetisk stråling, som vil bevæge sig udad i stjernen. Men fordi gasserne i en stjernes indre er meget tætte, vil fotonerne fra denne stråling hurtigt bliver absorberet igen, så de ydre lag i stjernen får tilført energi. Det vil opvarme gassen, og den vil derfor via varmestråling igen udsende elektromagnetisk stråling. Men fordi temperaturen falder jo længere afstanden er fra kernen, så stiger bølgelængden af den elektromagnetiske tilsvarende undervejs.
Hele processen med skiftevis absorption og emission af gør at lyset er længe om at bevæge sig ud igennem en stjerne og ud til overfladen. Den tid, man har beregnet for Solen varierer, men nogle beregninger viser, at det kan tage op til ca. 10 millioner år for strålingen at nå fra Solens indre og til dens overflade.
Konvektion: I stjerner, der er tungere end Solen, kan energien ikke transporteres ved stråling i de centrale dele. Det sker i stedet ved konvektion, som omtalt i afsnit kapitlet om Solen. Stjerner med en masse omkring en solmasse har (ligesom Solen) en strålings-zone i centrum og en konvektions-zone længere ude. I stjerner med en lav masse foregår energitransporten ved hjælp af konvektion hele vejen ind til centrum. De forskellige transportformer er illustreret i figur 8.9.
8.2.4 Ændringer på hovedserien
Selv om hovedseriefasen er karakteriseret ved at stjernen forbrænder hydrogen til helium, og at stjernen er forholdsvis stabil, betyder det ikke at stjernen ikke ændrer sig.
En stjernes lysstyrke ændres gradvist, mens den er på hovedserien. Det skyldes at hydrogen omdannes til helium. Der går fire hydrogen-kerner til én helium-kerner. Det betyder, at antallet af partikler falder. Derfor falder trykket i stjernen også, efterhånden som hydrogen omdannes. Det lave tryk betyder så, at stjernen trækker sig lidt sammen.
Sammentrækningen betyder, at temperaturen i centrum stiger, og det betyder, at energitransporten bliver mere effektiv, fordi der nu er en større energiforskel mellem centrum og overflade. Og det fører til en højere temperatur ved overfladen, og dermed en større energiudståling fra overfladen.
Når en hovedseriestjerne i løbet af sin levetid bliver varmere og kraftigere lysende, betyder det, at den flytter sig en smule i HR-diagrammet. Større lysstyrke betyder også mindre størrelsesklasse, hvilket svarer en flytning opad i HR-diagrammet. Den stigende temperatur betyder, at stjernen samtidig bevæger sig til venstre i HR-diagrammet. Den samlede effekt er, at stjernen i løbet af hovedseriefasen bevæger sig til venstre og en smule opad inden for det bånd, der udgør hovedserien på HR-diagrammet.
8.3 Kæmpestjernefasen
Efter hovedseriefasen afhænger stjernes videre udvikling af dens masse. De lette stjerner vil udvikle sig til røde kæmpestjerner, mens de tungere vil udvikle sig til røde superkæmper. Det er ikke blot deres størrelser, der er forskellige, men også deres udvikling og i den sidste ende død.
Superkæmper er ikke overraskende større end kæmpestjerner. Men for begge typer gælder det, at selv om stjernerne er meget store, er det fordi de har udvidet sig. Ikke fordi de er blevet tungere.
Detaljerne i både kæmper og superkæmpers udvikling er ganske komplicerede, men fælles for dem er, at fusionsprocesser spiller en stor rolle (lige som i hovedseriefasen): Efter forbrænding af hydrogen er det næste trin forbrænding af helium. Det kræver dog temperaturer, der er langt højere end dem, der er nødvendige for forbrænding af hydrogen.
Når der ikke længere frigøres energi ved hydrogenforbrænding, så falder strålingstrykket i stjernen, som derfor trækker sig sammen på grund af tyngdekraften. Derved stiger temperaturen igen, og det gør en ny kernereaktion mulig: omdannelse af helium til berylium: \[ \ce{\text{helium} + \text{helium} -> \text{berylium}} \] Der frigøres ikke energi ved denne proces. Faktisk forbruger den energi, og den kan kun foregå ved meget høje temperaturer. Berylium-kernen er ikke særligt stabil, og vil hurtigt igen spalte sig til to helium-kerner. Men hvis den inden da støder sammen med endnu en helium-kerne, kan de to kerner danne en carbon-kerne (kulstof): \[ \ce{\text{berylium} + \text{helium} -> \text{carbon}} \] Og ved denne proces frigøres der energi. Netto-effekten af processen er, at tre helium-kerner omdannes til en carbon-kerne. Processen kaldes trippel-alfa processen, fordi helium-kernen også er kendt som en alfa-partikel. Skrevet lidt mere i detaljer er procesen
\[ \begin{aligned} \ce{ ^4_2He + ^4_2He &-> ^8_4Be \\ ^8_4Be + ^4_2He &-> ^12_6C + \gamma } \end{aligned} \] Trippel-alfaprocessen er mindre effektiv end hydrogenforbrænding, da der ved dannelsen af hver carbon-kerne kun frigives omkring 10 % af den energi, der frigøres ved dannelsen af en helium-kerne. Alligevel har stjernen fået en ny effektiv mekanisme til at producere energi.
Starten af hydrogenforbrændingen krævede en sammentrækning af kernen. Samtidig med sammentrækningen af kernen udvider stjernes ydre dele sig kraftigt og overfladen afkøles. Radius forøges op til ca. 200 gange og lysstyrken med ca. 3000 gange, når stjernen forlader hovedserien og bliver til en kæmpestjerne. For Solen vil det betyde, at den vil få en diameter på omkring 300 millioner km, og dens overflade vil altså nå helt ud omkring Jordens bane. På grund af udvidelsen falder temperaturen på overfladen, og resultatet er, at lyset bliver mere rødligt på grund af den lavere temperatur. Stjernen har nu forladt hovedserien, og der er nu dannet en rød kæmpestjerne, hvor der i kernen sker heliumfusion. Kernen er omgivet af en kappe, med lavere densitet og temperatur, hvor der stadig sker hydrogenfusion. I HR-diagrammet befinder kæmpestjernerne sig over og til højre for hovedserien.
8.3.1 Lette stjerner, under 2-3 solmassser
For stjerner som Solen vil udviklingen gå ret hurtigt. De vil gennemgå det, man kalder et heliumflash. På grund af sammentrykningen vil densiteten i centrum blive så høj, at elektronerne danner det der kaldes en degenereret elektrongas. Det er en særlig kvantemekanisk tilstand, hvor stoffet er meget svært at sammentrykke. I en degenereret gas afhænger trykket ikke af temperaturen. Derfor kan temperaturen nu stige (på grund af heliumforbrændingen), uden at trykket stiger. Det betyder, at kernen i stjernen ikke udvider sig.
Men områderne umiddelbart udenfor kernen trækker sig stadig sammen, og der produceres stadig energi i skallen. Derfor stiger temperaturen i den degenererede kerne, og når op på 100 mio kelvin. Det betyder, at helium kan begynde at fusionere til carbon.
For lette stjerner er dette den sidste fusions-proces, som kan ske. På grund af størrelsen, kan temperaturen ikke blive så høj, at der kan forløbe andre fusions-processer. Stjernen vil derfor ende med en struktur med en carbon-kerne, som er omgivet af en skal, hvor der sker heliumfusion. Omkring denne skal er der endnu en skal med hydrogenfusion. Se figur 8.11.
8.3.2 Tunge stjerner
Tunge stjerner udvikler sig til langt større kæmpestjerner, de såkaldte superkæmper. I HR-diagrammet befinder superkæmperne sig over de røde kæmper. I stjerner med en masse på over otte solmasser, kan temperaturen blive så høj, at der kan forløbe kerneprocesser, som producerer grundstoffer, der er tungere end helium. Det tungeste grundstof, som kan produceres ved fusionsprocesser, samtidig med at der frigøres energi, er jern. For kerner tungere end jern, kræver det at der tilføres energi for at fusion kan finde sted. Denne grænse kaldes for jerngrænsen. Grafen på figur 8.12 illustrerer dette. Den viser, hvor meget energi, der er frigjort per partikel i kernen (på \(y\)-aksen) i forhold til antallet af kernepartikler i kernen (\(x\)-aksen). Grafen har et maksimum, der svarer til jern, og det betyder, at der for jern ikke kan frigøres mere energi, ved at omdanne kerner til tungere kerner ved fusion.
Frigjort energi per kernepartikel energi for forskellige kernemasser
Men det betyder omvendt, at der kan frigøres energi ved forbrænding af grundstoffer med en masse op til jern. Det vil sige, at der kan ske fusion i en række trin: fussion af hhv. brint, helium, carbon, oxygen, neon, magnesium og silicium med jern som slutproduktet. For hvert trin i disse fusionsprocesser forløber fusionsprocesserne hurtigere og hurtigere. De sidste processer varer kun nogle få dage eller timer, indtil man ender med en løgstruktur som vist på figur 8.13. De største stjerner vil undervejs kaste sine yderste lag fra sig og ud i det omgivende rum. I HR-diagrammet befinder superkæmperne sig over de røde kæmper.
I denne ESA video kan Solens udviklingsspor i HR-diagrammet ses. Filmen er produceret på baggrund af GAIA missionens 3. datasæt med millioner af målinger på af temperatur og lysstyrke for stjerner i Mælkevejen.
8.4 Udviklingsspor
Forløbet efter hovedseriefasen afhænger altså meget af stjernens masse. Det betyder også, at stjernens bevægelse i HR-diagrammet afhænger af massen. I figur 8.14 ses de såkaldte udviklingsspor for fire stjerner med forskellige masser.
I denne ESA video kan Solens udviklingsspor i HR-diagrammet ses. Filmen er produceret på baggrund af GAIA missionens 3. datasæt med millioner af målinger på af temperatur og lysstyrke for stjerner i Mælkevejen.
8.5 Superkæmpen Betelgeuse
Et af de mest kendte eksempler på en rød superkæmpen er stjernen Betelgeuse, som er den næstklareste stjerne i stjernebilledet Orion ,og befinder sig i en afstand af omkring 640 lysår fra Jorden. Man mener, at Betelgeuse er i de sidste faser af sit liv som superkæmpe, og at den kun har omkring 100000 år tilbage af sin levetid.
Omkring årsskiftet 2019-2020 opdagede man, at Betelgeuses lysstyrke faldt kraftigt, og der var spekulationer om, at den snart ville eksplodere som en Supernova (se næste afsnit). Nærmere studier, blandt andet af billederne på figur 8.15, har dog vist, at faldet i lysstyrke nok skal forklares ved at stjernen har sendt store dele af sit materiale ud i rummet, og at dette materiale skyggede for lyset fra stjernen. Betelgeuse har siden genvundet sin lysstyrke.
8.6 Stjerners død
Den sidste del af en stjernes udvikling kan også være den mest voldsomme. Men igen afhænger forløbet af stjernens masse.
8.6.1 Lette stjerner
For de lette stjerner, vil stjernen i sine sidste faser som kæmpestjerne være i ustabil fase, hvor den ændrer både lysstyrke og temperatur. Undervejs i denne fase frastøder stjernen stof, svarende til hele dens atmosfære til det omgivende rum. Det danner en tåge, en såkaldt planetarisk tåge. Figur ?fig-Katteoeje viser Katteøje-tågen, der er et eksempel planetarisk tåge.
Efter stjernen har smidt sine yderste lag, er der kun kernen af stjernen tilbage. Og her er energiproduktionen gået i stå, fordi forbrændingsproceserne er ophørt. Stjernen en nu blevet til en hvid dværgstjerne, der består af kulstof, og evt. lidt oxygen. Den er stadig varm og vil nu langsomt blive kølet af ved at stjernen udsender lys som varmestråling. Denne afkølingsproces kan tage mange milliarder år. De hvide dværge finder man nederst i HR-diagrammet.
8.6.2 Tunge stjerner
Når fusionsprocesserne i de tungeste stjerner begynder at producere jern, går energiproduktionen hurtigt i stå. Det fører til en meget voldsom og hurtig sammentrækning af kernen. Det hele sker på brøkdele af et sekund, og fører til en af universets mest voldsomme fænomener: en eksplosion, som kaldes en supernova. Det var sådan en eksplosion Tycho Brahe observerede i 1572, og som han tolkedes som ny stjerne. Disse eksplosioner er så kraftige, at en enkelt supernova i nogle få dage, kan lyse lige så kraftigt som hele resten af den galakse, de er en del af. En særlig egenskab ved nogle typer af supernovaer er, at de altid udsender lys med samme styrke. Hvis man kan måle lysstyrken af supernovaen, set fra Jorden, kan man derfor bruge det til at beregne afstanden til stjernen. Det er en af grundene til at astronomerne altid er på jagt efter supernovaer, både i Mælkevejen og andre galakser. Figur 8.17 viser resterne af en supernova, der i 1987 blev observeret i Den Store Magellanske Sky, som en en dværggalakse, der er nabo til Mælkevejen.
Efter eksplosionen er der to muligheder for kernen af stjernen, der er blevet tilbage: Enten danner den en såkaldt neutronstjerne eller, for meget de meget store og tunge stjerner kan slutproduktet være et sort hul.
8.6.2.1 Neutronstjerner
Hvis en døende stjerne har en masse mellem ca. 8 og op til 30 gange solens masse, vil den efter sammenfald og supernovaeksplosion ende som en neutronstjerne. Neutronstjerner er nogle af de mest ekstreme objekter i universet.
Neutronstjerner er ekstremt kompakte. Dvs. de har en meget høj densitet. De vejer typisk op til 2-3 gange Solens masse, men har en størrelse på nogle få km. De kan have en densitet på op til \(10^{18}\) kg/m³. Det svarer til, at en teskefuld af en neutronstjerne vil veje over \(1·10^{12}\) kg eller en billion kg . Til sammenligning vejer en teskefuld bly under 10 g. Neutronstjerner roterer meget hurtigt om sin egen akse: op til flere hundrede gange i sekundet, og de kan have meget voldsomme magnetiske felter.
På grund af rotationen og de kraftige magnetiske felter, vil neutronstjerner ofte udsende en pulserende radiostråling, og de bliver derfor oftest opdaget af radioteleskoper. Det er særlige teleskoper, som er designede til at operere ved de bølgelængder, der ofte bruges til at sende radiobølger. Sådanne pulserende stjerner kaldes også pulsarer
8.6.2.2 Sorte huller
Stjerner med masser, der ligger over 25-30 solmasser, ender på en endnu mere ekstrem måde. Tyngkraften fra den sammenstyrtende kerne er så voldsom, at den så at sige bryder sammen under sit eget tryk, og det, der kunne have været en stor neutronstjerne kollapser. Dette kollaps er ikke bare til et meget mindre område, men til et enkelt punkt. Der dannes der, der kaldes et sort hul. Her bryder den fysik, vi kender sammen. Vi kan ikke beskrive eller forklare hvad der sker i et sort hul. Matematisk kaldes det en singularitet. Det svarer til et punkt med uendelig høj densitet.
Selv om vi ikke kan sige, hvad der sker inde i et sort hul, så kan vi godt beskrive noget af, hvordan det opfører sig set udefra. Man siger populært, at tyngdekraften er så kraftig, at intet kan slippe fra det. Ikke en gang lyset. Det er ikke en helt korrekt beskrivelse, men det viser noget af det underlige og specielle ved et sort hul. Det betyder også, at vi ikke kan se et sort hul. Og i mange år havde sorte huller kun status som en teoretisk forudsigelse, som kom ud af Einsteins relativitetsteori. Man har dog fundet flere sorte huller, blandt andet ud fra den stråling, der udsendes fra gasser, som kredser omkring et sort hul og gradvist trækkes ind i det. De voldsomme bevægelser i sådanne gasser opvarmer til så høje temperaturer, at de udsender varmestråling i form af røntgenstråling. Det er denne røntgenstråling, som kan måles og tolkes som tilstedeværelsen af et sort hul.
8.6.3 Sammenfatning
Som en sammenfatning, viser figur 8.18 i skematisk form, de forskellige måder, en stjerne vil udvikle sig på, alt efter dens masse.
8.6.4 Supernovaer
Som omtalt i afsnittet om stjernedød, involverer de sidste faser for de tunge stjerner en kraftig eksplosion, som kaldes en supernova. Supernovaer er forholds sjældne begivenheder. Det anslås at der er ca. 3 per århundrede i vores egen galakse, Mælkevejen. Men fordi vi ikke har udsyn til hele Mælkevejen her fra Jorden, kan der gå lang tid mellem at man kan se en supernova, der stammer fra Mælkevejen. En af de sidste gange det skete var d. 11. november i 1572, da Tycho Brahe observerede, hvad han tolkede som en ny stjerne i stjernebillede Cassiopeia. Men da supernovaer er meget lysstærke (lysstyrken kan være op til 5 milliarder gange Solens), svarer deres lysstyrke ofte til lysstyrken af en hel galakse. Det er derfor muligt at studere supernovaer i fjerne galakser. Hvert år observeres tusindevise af supernovaer i fjerne galakser.
Forskningen i supernovaer er vigtig, ikke blot fordi det kan fortælle os noget om forskellige stjerner, men også fordi supernovaer kan bruges til afstandsbestemmelse i Universet. Det kan de fordi den absolutte størrelsesklasse for supernovaerne kan bestemmes ud fra hvilken type supernova der er tale om. Og dermed kan afstanden til dem bestemmes vha. afstandsmodulet. Vi vil derfor se nærmere på de forskellige typer supernovaer. Overordnet skelnes mellem to typer:
Type I, som er kendetegnet ved at deres spektre ikke indeholder hydrogenlinjer.
Type II, som er kendetegnet ved at deres spektre indeholder hydrogenlinjer.
Figur 8.19 viser et typisk spektrum for de to typer. Udover deres spektre adskiller de to typer sig også ved deres lyskurver, som er en graf, der viser lysstyrken som funktion af tiden. Figur 8.20 viser lyskurverne for en række forskellige typer supernova. Bemærk at supernovaerne her er inddelt i en række undertyper.
På figur 8.20 kan man se, at specielt en type skiller sig ud: type Ia: Den når en meget højere lysstyrke (mindre absolut størrelsesklasse), end de øvrige typer. Type Ia er specielt ved at den modsat de andre typer ikke er resultatet af en stor stjernes kollaps. I det følgende beskrives de forskellige typer.
8.6.4.1 Type Ia
Mekanismen bag en type Ia supernova er typisk et dobbeltstjerne system, hvor en hvid dværg og en for overført materiale i form af gas fra den anden stjerne (typisk en kæmpestjerne som i sine sidste faser afstøder materiale til det omgivende rum). Når den hvide dværg når en masse på 1,4 solmasser (denne grænse kaldes Chandrasekhar-grænsen), bliver tyngdekraften så kraftig at dens kerne kollapser. Herved bliver trykket og tætheden så højt, at carbon- og oxygenkerner begynder en ukontrolleret fussionsproces. I denne proces frigøres så meget energi, at de ydre lag i stjernen blæses væk. Kun en mindre del af energien frigøres i form af elektromagnetisk stråling (lys). Langt den største del bliver til kinetisk energi (bevægelsesenergi) i det materiale der udsendes og i en stor mængde neutrinoer. Ved at studere de neutrinoer, der udsendes i løbet af en type Ia supernova, håber forskere at kunne få et indblik i de processer der forløber under kollapset.
Type Ia supernovaer kan dog også dannes ved sammenstød af to hvide dværge, som kredser omkring hinanden. Under deres kredsløb udsendes såkaldte gravitationelle bølger (et fænomen der er forudsagt af den generelle relativitetsteori). Derved mister de energi, og kommer gradvist tættere tættere på hinanden indtil de støder sammen, og danner en supernova.
Type Ia supernovaer har en absolut størrelsesklasse på \(-19.3\). Det svarer til en lysstyrke, der er 5 milliarder gange større end Solens. På grund af den meget store lysstyrke, er type Ia supernovaer meget brugt som standardlys, til afstandsbestemmelser i Universet via afstandsmodulet, \[ m-M = 5·\log_{10}(d)-5 \]
8.6.4.2 Type II
Type II supernovaer opstår, når en massiv stjerne (en stjerne med en masse på mindst 8-10 solmasser) når slutningen af sin livscyklus. Når stjernens når til at danne jern ved fusionsprocesser, stopper processerne brat: Jern kan ikke omdannes til andre og tungere grundstoffer uden at der tilføres energi. Derfor kan energiproduktionen ikke fortsætte. Det betyder at strålingstrykket fra fusionsprocesserne forsvinder, og stjernen kollapser under sig egen gravitation. Dette kollaps sker på få sekunder, og protoner og elektroner presses sammen til neutroner, hvilket danner en neutronstjerne (eller for meget tunge stjerner et sort hul). På grund at kollapset af kernen falder de ydre dele af stjernen ind mod kernen, og der dannes en chokbølge, som reflekteres på kernen og derefter blæser stjernens ydre lag, bestående af grundstoffer som kulstof, ilt, silicium og jern, ud i det omgivende rum med voldsomme hastigheder.
Type II supernovaer viser tydelige brintspektrallinjer i deres spektrum. Det skyldes, at deres ydre lag stadig består af brint, som ikke er blevet forbrændt som i andre typer supernovaer. Type II supernovaers lyskurve afhænger af deres undertype
Type II-P, som har en “plateau”-fase i lyskurven, hvor lysstyrken forbliver stabil i uger (typisk omkring 100 dage), fordi det udstrålende lys kommer fra rekombination (frie elektroner der bliver bundet til atomkerner) af hydrogen i den ekspanderende skal. Dette er langt den mest almindelige II supernova.
Type II-L: som har en mere lineær aftagende lyskurve uden plateau. De kan være resultatet af stjerner, der har mistet noget af deres brint, men stadig har en betydelig mængde tilbage.
Type II-n: Disse supernovaer har smalle spektrallinjer (“n” står for “narrow”). Disse linjer skyldes interaktion mellem eksplosionsmaterialet og tæt omgivende gas og støv, der blev udstødt fra stjernen kort før dens død.
Type IIb-supernova er en sjælden form for kernekollaps-supernova, der fungerer som en overgangstype mellem Type II og Type Ib supernovaer (se nedenfor for en beskrivelse af Ib supernovaer).
8.6.4.3 Type Ib og Ic
Type Ib og Ic supernovaer er to nært beslægtede typer, som opstår når en massiv stjerne afslutter sin livscyklus. Deres karakteristika er forskelle fra andre typer supernovaer (som Type Ia og Type II), og de spiller en vigtig rolle i at berige universet med tunge grundstoffer:
Type Ib: Disse supernovaer har mistet deres ydre brintlag, men beholder stadig noget helium i deres atmosfære. Spektrallinjerne viser klare tegn på helium, men ingen brint.
Type Ic: Som har mistet både deres brint- og heliumlag. Deres spektrallinjerne viser ingen tegn på hverken brint eller helium, hvilket gør dem til de mest “strippede” stjerner inden en supernovaeksplosion
Begge typer har lyskurver, der minder om Type II-supernovaer, men med en lidt hurtigere opbygning og nedtoning. Lysstyrken skyldes forfaldet af radioaktivt nikkel-56 til kobolt-56 og derefter jern-56. De findes typisk i unge, aktive stjernedannende galakser, hvor massive stjerner er almindelige. De er ofte forbundet med stjerner, der har gennemgået voldsom stjernedannelse kort før eksplosionen.
Type Ic supernovaer er ofte forbundet med langvarige udbrud af gamma-stråling, de såkaldtegamma-ray bursts (GRBs). Når en massiv stjernes kerne kollapser og danner et sort hul, kan der opstå kraftige jets (en smal stråle af materiale), der bevæger sig nær lysets hastighed. Hvis disse jets peger direkte mod Jorden, observeres de som en GRB. Dette gør Type Ic-supernovaer til en vigtig kategori for studiet af ekstreme astrofysiske fænomener.
8.6.5 Grundstofsyntese – dannelse af de tunge grundstoffer
Som omtalt kan tunge stjerner fusionere grundstoffer op til og Jern og Nikkel. Men grundstoffer tungere end det kan ikke produceres i en stjernes indre, fordi det vil kræve at der tilføres energi, og fusionsprocesserne frigør jo netop energi.
I en supernova kan der derimod dannes grundstofferne med højere atomnumre end jern og nikkel. I gasskyen fra eksplosionen findes atomkernerne svarende til grundstofferne i det periodiske system op til jern. Men der er også et stort antal neutroner, som kan reagere med atomkernerne, ved en proces, som kaldes neutronindfangning
Her optages neutronerne i atomkernerne, der herved bliver tungere isotoper af samme grundstof. Det fører til en opbygning af tungere atomkerner som nikkel (Ni), kobber (Cu) og cobalt (Co), men ikke til grundstoffer med højere atomnummer.
At danne grundstoffer med højere atomnummer kræver en anden proces. Denne process er \(\beta^{-}-\)henfald: En neutron henfalder til en proton og en elektron. Protonen bliver i kernen, mens elektronen udsendes som stråling. Det kan foregå på to måder;
s-processen (hvor s står for slow): Opbygningen af neutroner i kernen ved neutronindfangning foregår langsommere end \(\beta^{-}\)-henfaldene. Så vokser protontallet efterhånden, fordi de indfangne neutroner når at henfalde til protoner. Denne proces dominerer i stjerner med lidt lavere masser, og inden den planetariske tåge dannes. Herved kan der dannes atomkerne op til bismuth, som har 86 protoner.
r-processen (hvor r står for rapid): Opbygningen af neutroner i kernen foregår hurtigere end \(\beta^{-}\)-henfaldene. Det betyder at neutrontallet vokser, og de tungeste isotoper bliver dannet. Disse isotoper er ustabile og henfalder ved \(\beta^{-}\)-henfald, hvor neutroner omdannes til protoner. Dermed dannes grundstoffer med højere protontal (og dermed atomnummer), f.eks. guld (Au), platin (Pt) og uran (U) Denne proces er dominerende i selve eksplosionen.
Det er stadig uklart, i hvor høj grad, det faktisk er supernovaer, der er ansvarlige for dannelse af de tunge grundstoffer. Nyere studier tyder på at sammenstød mellem neutronstjerner i stedet er kilden til mange af de tunge grundstoffer (også via r-processen). Man har således i 2017 observeret, at der er dannet strontium (Sr) ved et sådant sammenstød, og i 2023 har målinger med James Webb rumteleskopet vist at der på samme måde er dannet tellium (Tr).